再イオン化アレイの水素エポックを使用した21cm-Ly $ \ alpha $シナジーの実現可能性の推定
| Title |
Estimating_the_Feasibility_of_21cm-Ly$\alpha$_Synergies_using_the_Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array |
| Authors |
Tyler_A._Cox,_Daniel_C._Jacobs,_Steven_G._Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08957 |
宇宙の再電離の時代（EoR）の21cmとLy$\alpha$の強度マップを相互相関させることは、最初の銀河の特性を探索するための強力なツールになることを約束します。再電離アレイの水素エポック（HERA）やSPHERExなどの次世代強度マッピング実験では、それぞれ21cmとLy$\alpha$線のパワースペクトルを介して再電離を個別にプローブしますが、明るい前景と機器の体系によって制限されます。これらの測定値を相互相関させることで、系統分類を減らすことができ、推定される天体物理学的パラメーターの制約を厳しくする可能性があります。この研究では、21cm-Ly$\alpha$クロスパワースペクトルの検出を行うHERAxSPHERExの実現可能性を推定するために、正確なuvサンプリングとフォアグラウンドフィルタリングの効果を考慮した相互相関の予測を提示します。また、HERAと提案されている次世代のCosmicDawnIntensityMapperとの間のクロスパワースペクトルの感度を予測します。不確実性の原因を分離することにより、前景フィルタリングやLy$\alpha$熱雑音の不確実性などの実験的制限が、クロスパワースペクトルの検出に与える影響を調査します。次に、クロスパワースペクトルと観測誤差のシミュレーションでこの戦略を実装し、基準となる21cmFASTモデルが最高の信号対雑音比検出（$z\sim8$）を予測する赤方偏移を特定します。SPHEREx-HERA相互相関の検出には、21cmの前景フィルタリングの楽観的なレベルと、重複する高感度モードがないために、より深い熱雑音統合が必要であると結論付けますが、スケールの範囲が広く、雑音予測が低いCDIMの場合検出レベルは、より厳密な21cmの前景フィルタリングでも可能です。
高赤方偏移宇宙誌：応用とさまざまな方法との比較
宇宙誌は、モデルに依存しない方法で宇宙の運動学を制約するために、宇宙論的データ処理で使用されます。この論文では、最初に、宇宙論的制約に対するクエーサーの紫外線（UV）とX線の関係の影響を調査します。クエーサー関係と宇宙論的パラメーターを同時にフィッティングすることにより、宇宙定数のコールドダークマター（$\Lambda$CDM）モデルからの4$\sigma$偏差がなくなることがわかります。次に、パンテオンサンプルと31個の長いガンマ線バースト（LGRB）を利用して、さまざまな宇宙線展開（$z$-赤方偏移、$y$-赤方偏移、$E（y）$、$\log（1+z）$、$\log（1+z）+k_{ij}$、およびPad$\rm\acute{e}$近似）、3次および4次展開。特に$y$-redshiftメソッドの場合、展開順序は結果に大きな影響を与える可能性があります。同じサンプルからの分析では、$y$-redshiftメソッドと$E（y）$メソッドを除いて、低次の展開が推奨されます。$y$-redshiftおよび$E（y）$メソッドの場合、$y=z/（1+z）$の同じパラメーター化を採用しているにもかかわらず、後者のパフォーマンスは前者のパフォーマンスよりも優れています。対数多項式$\log（1+z）$および$\log（1+z）+k_{ij}$は、$z$-redshift、$y$-redshift、および$E（y）よりも大幅にパフォーマンスが優れています。$メソッドですが、Pad$\rm\acute{e}$近似よりも劣ります。最後に、さまざまなサンプルから得られた結果を包括的に分析します。Pad$\rm\acute{e}_{（2,1）}$メソッドは、低赤方偏移と高赤方偏移の両方の場合に適していることがわかります。Pad$\rm\acute{e}_{（2,2）}$メソッドは、高赤方偏移の状況でうまく機能します。$y$-redshiftおよび$E（y）$メソッドの場合、最初の2つのパラメーター（$q_{0}$および$j_{0}$）に対する唯一の制約が信頼できます。
自動化された銀河-銀河系の強力なレンズモデリング：レンズが残らない
| Title |
Automated_galaxy-galaxy_strong_lens_modelling:_no_lens_left_behind |
| Authors |
Amy_Etherington,_James_W._Nightingale,_Richard_Massey,_XiaoYue_Cao,_Andrew_Robertson,_Nicola_C._Amorisco,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Shaun_Cole,_Carlos_S._Frenk,_Qiuhan_He,_Ran_Li_and_Sut-Ieng_Tam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09201 |
暗くて明るい物質の分布は、背景のオブジェクトを重力レンズで弧またはアインシュタインの環にする銀河の周りにマッピングできます。新しい調査では間もなく数十万の銀河レンズが観測され、現在の労働集約的な分析方法はこの課題に対応できません。代わりに、ハッブル宇宙望遠鏡によって均一な条件で画像化された59個のレンズのサンプルを適合させるために使用する完全自動のベイズ法を開発します。\textit{レンズを残さない}に着手し、少数のレンズで自動フィットが失敗する方法に焦点を当て、正確なレンズモデルを推測できるようにするパイプラインの調整について説明します。私たちのパイプラインは、最終的にサンプルの{\emall}59レンズに適合します。壊滅的な外れ値は、小さな統計誤差で大きなサンプルにバイアスをかけるため、成功率の高いキーがあります。機械学習技術は、前景レンズの光を差し引くことと、最初の近似レンズモデルを初期化することの2つの最も難しいステップをさらに改善する可能性があります。その後、モデルの複雑さを増すことは簡単です。レンズサンプル全体のアインシュタイン半径の測定で平均$\sim1\％$の測定精度が見つかりました。これは、他の手法とはまったく対照的に、{\emは赤方偏移で劣化しません}少なくとも$z=0.7$までです。恒星系力学のように、銀河の進化を研究するために使用されます。\texttt{PyAutoLens}ソフトウェアはオープンソースであり、ESAEuclidミッションのサイエンスデータセンターにもインストールされています。
宇宙論における軽いメディエーターとの大規模なニュートリノの自己相互作用
| Title |
Massive_neutrino_self-interactions_with_a_light_mediator_in_cosmology |
| Authors |
Jorge_Venzor,_Gabriela_Garcia-Arroyo,_Abdel_P\'erez-Lorenzana,_Josue_De-Santiago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09310 |
非標準の自己相互作用は、主に自由なストリーミングを減衰させることによって、宇宙論的ニュートリノの進化を変える可能性があり、宇宙論的観測量に痕跡を残すはずです。全体的な効果はニュートリノの質量とより大きな$N_{\rmeff}$によって生成される効果とは反対ですが、これらの最後の効果によって完全にキャンセルすることはできません。Plank2018の宇宙マイクロ波背景放射、BAO測定、ローカル$H_0$、Ly-$\alpha$、SNIaを含む宇宙データを利用して、非常に軽いスカラーメディエーターとの大規模なニュートリノ自己相互作用を抑制します。95\％CLでの有効結合定数は、Planck2018データと$1.97\times10^{-7}$の場合のみ、$g_{\rmeff}<1.94\times10^{-7}$である必要があります。Planck+BAOを考慮した場合。この境界は、$H_0$（$H_0$+SNe+Ly-$\alpha$）データに対して$2.27\times10^{-7}$（$2.3\times10^{-7}$）に緩和されます。Planck+BAOデータセットを使用すると、$H_0$の張力は4.3$\sigma$（$\Lambda$CDMの場合）から3.2$\sigma$に低下します。赤池情報量基準は、PlankまたはPlanck+BAOデータのパラメーター空間が大きいため、自己相互作用モデルにペナルティを課しますが、ローカルの$H_0$測定を使用する場合は、相互作用モデルを優先します。データプール全体を含める場合は、$H_0$の値をいくらか大きくすることをお勧めします。これには、$N_{\rmeff}$の値が大きくなり、$\Sigmam_\nu$の境界がより制限されます。
宇宙論的緊張に照らした初期重力遷移の探求
| Title |
An_exploration_of_an_early_gravity_transition_in_light_of_cosmological_tensions |
| Authors |
Giampaolo_Benevento,_Joshua_A._Kable,_Graeme_E._Addison,_Charles_L._Bennett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09356 |
再結合前の宇宙論的スケールでの有効プランク質量（または有効重力定数）の値の階段状の遷移を研究します。CMB、BAO、およびSNIaデータを使用し、遷移のモデル化に使用されるダークエネルギーと修正重力の有効場の理論の実装を限られたパラメーター空間に強く制約するのに十分であることがわかりました。データは、再結合前の有効プランク質量の値の$\sim5\％$シフト（$2\sigma$で$<10\％$）を優先します。この遷移プランク質量（TPM）モデルは、再結合前の数十年にわたるスケールファクターの任意の時点で自由に遷移します。$\log_{10}（a）=-5.32^{+0.96}_{-0.72}$（68\％CL）。これにより、最後の散乱での音の地平線が下がり、ハッブル定数が$71.09\pm0.75$km$\textrm{s}^{-1}\textrm{Mpc}^{-1}$に増加し、ローカル測定値を次のように組み合わせます。事前および$69.22^{+0.67}_{-0.86}$km$\textrm{s}^{-1}\textrm{Mpc}^{-1}$（事前を除外した場合）。TPMモデルは、$\Lambda$CDMに対して$\chi^2$を$\Delta\chi^2=-23.72$で改善し、$H_0$が前にある場合と$\Delta\chi^2=-4.8$がない場合に前。このモデルでは、$H_0>70$km$\textrm{s}^{-1}\textrm{Mpc}^{-1}$と$S_8<0.80$の両方を同時に使用できますが、$\Lambda$CDMと比較した$H_0$の増加を相殺するために、物質密度$\Omega_m$を減少させます。これは特定の修正重力モデルですが、修正重力の他の変形を研究することは、宇宙定数の必要性を回避しながら、宇宙論的緊張を潜在的に解決するための生産的な道である可能性があります。
ローマIII。アレシボ天文台による5GHzでのオーロラ放射と星と惑星の相互作用の検索
| Title |
ROME_III._The_Arecibo_Search_for_Auroral_Emissions_and_Star-Planet_Interactions_at_5_GHz |
| Authors |
Matthew_Route_(1,2)_and_Alex_Wolszczan_(1)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Northrop_Grumman_Electronic_Systems) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08899 |
磁化された太陽系外惑星からの電波放射を検出する多くの試みにもかかわらず、再現性のある、明確な検出はとらえどころのないままです。一方、たとえばホットジュピターシステムでの星と惑星の相互作用によって引き起こされる可能性のある太陽系外惑星のホスト星からの周期的な電波放射の探索は、最近始まったばかりです。ROME（磁化された太陽系外惑星の電波観測）シリーズのこの3番目の論文では、太陽系外惑星、褐色矮星、およびアレシボ電波望遠鏡を$\sim$5GHz。このGHz周波数調査は、これまでで最も高い周波数範囲をカバーし、1ドル未満の積分時間でmJyレベルの感度を提供します。亜恒星天体からのオーロラ電波放射も、太陽系外惑星によって誘発された恒星電波バーストも検出されませんでした。これらの結果は、木星で見られるものと同様の磁気圏現象をサポートする、観測された褐色矮星の電波放射のコンテキスト内で考慮されます。また、星と惑星の相互作用を特徴とする可能性のあるシステムのデータの軌道位相カバレッジについて説明し、同じシステム内での星と惑星の相互作用に関する他の検索のコンテキスト内で結果を簡単に調べます。最後に、ターゲットのいくつかはそれぞれのシステムのハビタブルゾーン内にあるため、これらのシステム内の技術署名の検索に対する調査の影響を検討します。
メインカイパーベルトの太陽系外縁天体の自由傾斜
| Title |
Free_Inclinations_for_Transneptunian_Objects_in_the_Main_Kuiper_Belt |
| Authors |
Yukun_Huang,_Brett_Gladman,_Kathryn_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09045 |
主な古典的ベルト領域（39と48auの軌道半主軸の間）の太陽系外縁天体（TNO）軌道分布に複雑な傾斜構造が存在します。巨大惑星の長期的な重力効果により、TNO軌道は歳差運動しますが、非共鳴物体は、局所的な強制歳差運動極に対してほぼ一定の「自由」傾斜（$I_\text{free}$）を維持します。この量の分布は宇宙進化論的に重要である可能性が高いため、すべてのメインベルトTNOの自由傾斜を表にします。各TNOは、各オブジェクトのローカル強制極に関して重心軌道要素を使用して個別に計算されます。ラプラス-ラグランジュ永年理論に基づく最も単純な方法では、$\nu_{18}$永年共鳴の近くのオブジェクトに正しい強制極を与えることができず、結果として$I_\text{free}$値の保存が不十分になることを示します。メインベルトの多くで。したがって、代わりに、平均化されたハミルトニアンを実装して、各TNOの予想される節点歳差運動を取得し、非共鳴オブジェクトに対して大幅に正確な自由傾斜を生成しました。従来のベルトTNOの大部分（96\％）では、これらの$I_\text{free}$値は4Gyrの数値シミュレーションで$<1^\circ$に保存されており、このよく保存された量を使用する利点を示しています。TNO集団とその原始的な傾斜プロファイルの研究において;私たちの計算された分布は、非常に同一平面上で生き残っている「冷たい」原始集団の考えを補強するだけであり、大きな$I$幅の移植された「熱い」集団によって覆われています。
ALMAと次世代超大型アレイを使用した原始惑星系円盤のデッドゾーンの内側エッジのプロービング
ALMAによる原始惑星系円盤の下部構造の発見は、惑星の形成に関する重要な洞察を私たちに提供してくれました。しかし、特に空間分解能が限られているため、岩石惑星の形成に関する観測上の制約はまだまばらです。いわゆるデッドゾーンの内縁は、岩石惑星形成の優先的な場所の1つです。ハービッグ星の周りの不感帯の内側の端で予想されるダスト濃度を観測するためのALMAとngVLAの機能を調査します。HerbigAe/Be星は、原始惑星系円盤の岩石粒子の進化を調査するための有用な実験室です。これは、不感帯の内側の端を外側に押し出す高い光度のためです。前例のない角度分解能と感度のおかげで、ngVLAは、$\lambda=3,7$mmと1cmで10時間の妥当な積分時間で、デッドゾーンの内側のエッジでのダスト濃度を検出できることがわかりました。ダスト濃度は、ALMA波長で光学的に厚いと予想され、解像度が限られているため、空間的に分解することはできません。一方、現在のVLAで観測された内側のディスク領域（$\sim$3--4au）からのフラックス密度は、ダストリングのあるディスクの方が高いため、最も内側の領域にほこりが集中しているディスク。これらの観測により、岩石惑星が形成される可能性のある最も内側の円盤領域におけるダスト集中のプロセスを特徴づけることができます。
灰色以外のGCMを使用して、HD209458bとWASP-43bの深い雰囲気を探索する
| Title |
Exploring_the_deep_atmospheres_of_HD_209458b_and_WASP-43b_using_a_non-gray_GCM |
| Authors |
Aaron_David_Schneider,_Ludmila_Carone,_Leen_Decin,_Uffe_Gr{\aa}e_J{\o}rgensen,_Paul_Molli\`ere,_Robin_Baeyens,_Sven_Kiefer,_Christiane_Helling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09183 |
3D大循環モデル（GCM）シミュレーションは、ホットジュピターで観測された半径インフレーションの1つの潜在的な要因は、高度に照射された光球からより深い層へのエネルギーの下方移流である可能性があることを示唆しています。ここでは、膨張していないホットジュピターWASP-43bと標準的な膨張したホットジュピターHD209458b内の動的熱輸送を同様の有効温度で比較します。光球（1バール未満の圧力）での放射駆動による加熱と冷却が、より深い温度プロファイル（1〜700バールの圧力）にどの程度影響するかを調査します。新しい非灰色の3D放射流体力学モデルexpeRT/MITgcmを使用したシミュレーションでは、WASP-43bの深い温度プロファイルが比較的冷たい断熱材に結合していることが示されています。ただし、HD209458bの深層は収束せず、コールドまたはホットの初期状態が使用されているかどうかに関係なく、ほとんど変化しません。さらに、深部大気層でさまざまな流れ構造が発生することを示します。ここで、WASP-43bは、HD209458b（3。47日）と比較して、この惑星の比較的速い自転と公転（0。81日）によって駆動される深い赤道ジェットを示すことがわかります。）。ただし、異なる自転周期のシミュレーションを比較すると、結果として得られる流れ構造は、放射加熱と冷却によってほぼ完全に支配されている深層大気の温度変化にわずかに影響するだけであることがわかります。さらに、より深い層の進化がWASP-43bの光球の3D温度構造に影響を与える可能性があることを発見しました。したがって、WASP-43bの日側発光スペクトルは、より深い深度で動的プロセスに光を当てる可能性があります。
準惑星セレスの動的起源
| Title |
Dynamical_origin_of_the_Dwarf_Planet_Ceres |
| Authors |
Rafael_Ribeiro_de_Sousa,_Alessandro_Morbidelli,_Rodney_Gomes,_Ernesto_Vieira_Neto,_Andre_Izidoro,_Abreu\c{c}on_Atanasio_Alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09238 |
準惑星セレスは、メインベルトの他の小惑星と比較して、アンモニアと他のユニークな特性の存在を明らかにしました。これは、それがその場で形成されなかったことを示唆しています。トランスサタニアン地域から小惑星帯にセレスサイズの微惑星を移植するための可能な動的メカニズムを研究するために、外太陽系の初期の動的進化をモデル化します。小惑星帯に捕獲されるセレスサイズの微惑星の集団の割合は、外側の微惑星ディスクの初期位置に応じて、2.8e-5から1.2e-3の範囲であると計算されます。捕獲された物体は、70％の確率で2.5〜3auの準主軸を持ち、33％の確率で離心率が0.2未満になり、45％の確率で軌道傾斜角が10度未満になります。トランスサタニアン円盤の内部に3,600のセレスサイズの小惑星が存在すると仮定すると、トランスサタニアン円盤のNesvorny＆Vokrouhlicky（2016）の推定と一致し、推定された捕獲確率と最終的な80％の枯渇その後の巨大惑星の不安定性の間の小惑星帯は、小惑星帯で1セレスを捕獲することにつながり、それぞれ15％、34％、51％の確率で内側、中央、外側の帯に位置します。
天の川銀河における放射状の移動の定量化：短い時間スケールでは非効率的ですが、15kpcを超える非常に外側の円盤には不可欠です
| Title |
Quantifying_radial_migration_in_the_Milky_Way:_Inefficient_over_short_timescales_but_essential_to_the_very_outer_disc_beyond_~15_kpc |
| Authors |
Jianhui_Lian_(MPIA),_Gail_Zasowski_(University_of_Utah),_Sten_Hasselquist_(STScI),_Jon_A._Holtzman_(NMSU),_Nicholas_Boardman_(University_of_Utah),_Katia_Cunha_(Steward_Observatory),_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado_(Universidad_Cat\'olica_del_Norte),_Peter_M._Frinchaboy_(Texas_Christian_University),_D._A._Garcia-Hernandez_(IAC),_Christian_Nitschelm_(CITEVA),_Richard_R._Lane_(Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile),_Daniel_Thomas_(University_of_Portsmouth),_Kai_Zhang_(Lawrence_Berkeley_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08846 |
星の放射状の移動は、銀河の構造と星の種族の特性の放射状の分布を再形成する上で重要な役割を果たします。この作業では、放射状の移動について報告された観測証拠を再検討し、APOGEEデータを使用して天の川全体の星の年齢-[Fe/H]分布を使用してその強度を定量化します。銀河円盤の$r>6$kpcで、より大きな半径でより顕著な破壊を伴う、壊れた年齢-[Fe/H]の関係が見つかりました。放射状の移動の強さを定量化するために、各半径で生まれた星が固有の年齢と金属量を持っていると仮定し、次に、単一年齢の若い集団の金属量分布関数（MDF）を、$でのさまざまな出生半径に由来するさまざまなガウス成分に分解します。r_{\rmbirth}<13$kpc。2および3Gyrの年齢では、星の約半分が現在の半径から1kpc以内に形成され、現在の半径から4kpcを超えて形成された星はごくわずか（$<5$％）であることがわかります。これらの結果は、過去3年間の天の川銀河における、限られた短距離放射状移動と非効率的な長距離移動を示唆しています。15〜kpcを超える非常に外側の円盤では、観測された年齢-[Fe/H]分布は、より小さな半径からの純粋な放射状の移動の予測と一致しており、非常に外側の円盤の移動の起源を示唆しています。また、2歳と3Gyrの固有の金属量勾配をそれぞれ$-0.061$dexkpc$^{-1}$と$-0.063$dexkpc$^{-1}$と推定します。
バルジとディスクの本質的な配置
銀河は、宇宙の局所構造との一貫した整列を示します。IntrinsicAlignments（IA）と呼ばれるこの効果は、広視野弱レンズ効果調査の体系的な不確実性の重要な要因です。宇宙論的距離スケールでは、通常はバルジが支配的な赤い銀河で固有の形状の整列が観察されています。一方、ほとんどが円盤状に支配されている青い銀河は、ヌル検出と一致する形状の整列を示します。しかし、円盤が支配的な銀河は通常、円盤とバルジという2つの顕著な構造で構成されています。バルジ成分は楕円銀河と同様の性質を持ち、同様の方法で形成されたと考えられているので、当然、バルジ成分が楕円銀河と同様の配列を示すかどうかを尋ねることができますか？この論文では、銀河のさまざまな成分がTNG100-1宇宙論的流体力学的シミュレーションでどのようにIAを示すか、および$z=0$での回転が支配的な構造の星の割合に対するIAの依存性を調査します。サンプル間の質量差について測定を制御した。バルジは、銀河全体（両方の成分）の振幅$A_Iと比較して、非線形アライメントモデルの振幅が$A_I=2.98^{+0.36}_{-0.37}$で、大幅に高いIA信号を示すことがわかります。=1.13^{+0.37}_{-0.35}$。バルジの結果は、$A_I=3.47^{+0.57}_{-0.57}$の楕円銀河の結果と統計的に一致しています。これらの結果は、銀河の整列とそれらの宇宙論的意味を理解するために銀河のダイナミクスを研究することの重要性を強調しています。
中央からの最も遠いクエーサーMini-BAL流出源：SDSSJ0242 +0049のVLT / UVES観測
| Title |
The_Farthest_Quasar_Mini-BAL_Outflow_from_its_Central_Source:_VLT/UVES_Observation_of_SDSSJ0242+0049 |
| Authors |
Doyee_Byun_and_Nahum_Arav_and_Patrick_B._Hall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08865 |
クエーサーSDSSJ024221.87+004912.6のVLT/UVES観測を分析します。4つの吸収流出システムを特定します。$v\約-18,000\text{kms}^{-1}$のCIBBALと、-1200〜-3500kms$の範囲の重心速度を持つ3つのより狭い低イオン化システムです。^{-1}$。これらの流出は、arXiv：1305.6922によって研究された[OIII]流出と同様の物理的属性を示しています。2つのシステムがAGNフィードバックに寄与するのに十分なエネルギーを持っており、1つのシステムがクエーサーのエディントン光度の5％を超えていることがわかります。また、このシステムはクエーサーから67kpcの距離にあり、これまでに中央のソースから最も遠くに検出されたミニBAL吸収の流出であることがわかります。さらに、BALの時間変動を調べると、その速度は単調に増加し、トラフ自体は時間の経過とともに浅くなることがわかります。
| Title |
Dynamical_double_black_holes_and_their_host_cluster_properties |
| Authors |
Debatri_Chattopadhyay,_Jarrod_Hurley,_Simon_Stevenson_and_Arihant_Raidani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08924 |
星団のグローバルな特性とそれらのダブルブラックホール（DBH）集団との関係を調査します。コード{\ttNBODY6}を使用して、初期質量が$\mathcal{O}（10^4）$M$_\odot$で、初期パラメーターが変化する一連の星団モデルを進化させます。クラスターの金属量はクラスターの寿命を決定する上で最も重要な役割を果たし、初期の半質量半径は中央クラスター領域でのBH交換相互作用の速度を設定する上で支配的であると結論付けます。他のBHとの相互作用が発生する頻度ではなく、相互作用するBHの質量が、クラスターの熱膨張と最終的な蒸発においてより重要であることがわかります。各モデルのBH-BH動的活動の程度を簡単に定量化するための新しいアプローチを策定します。提示された10個の$N$-bodyモデル全体で、さまざまなタイプ（インスパイア、エキセントリック、階層）の12個のクラスター内および3個のクラスター外（クラスターからの排出後）のDBH合併を報告します。DBHの合併効率は、M$_\odot$あたり3〜4$\times10^{-5}$の合併です。クラスターの初期密度は、DBHの合併の数を決定する上で最も重要な役割を果たし、遷移密度ポイント（1.2〜3.8$\times10^3$M$_\odot$/pc$^3の間）が存在する可能性があることに注意してください。$）それを下回ると、クラスター内の合併の数がクラスター密度とともに増加し、それを超えると、増加した恒星密度がクラスター内のBH合併を防ぐように作用します。排出されたDBH合併への経路を設定する際の、クラスター内の動的相互作用の履歴の重要性についても説明します。
赤方偏移したH $ \ beta $およびFeiiの広い輝線を使用したSDSSDR5クエーサーのビリアル係数の測定
| Title |
Measuring_the_Virial_Factor_in_SDSS_DR5_Quasars_with_Redshifted_H$\beta$_and_Fe_ii_Broad_Emission_Lines |
| Authors |
H._T._Liu,_Hai-Cheng_Feng,_Sha-Sha_Li,_and_J._M._Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08949 |
中央の超大質量ブラックホールによって引き起こされた重力赤方偏移の仮説の下で、1973年の$z<0.8$SDSSDR5クエーサーのサンプルの赤方偏移H$\beta$とFeiiの広い輝線の線幅とシフトに基づいて、通常、残響マッピング（RM）法または関連する二次法によって推定される、超大質量ブラックホールの質量を決定する際のウイルス因子を測定しました。ビリアル因子は、ブロードライン領域の幾何学的効果に由来すると考えられていました。これらのクエーサーの98％で、測定されたFeiiのビリアル係数はH$\beta$のビリアル係数よりも大きくなっています。ビリアル係数は、オブジェクトごとに、また輝線ごとに大きく異なります。これらのクエーサーのほとんどでは、H$\beta$のビリアル係数は、ブラックホールの質量を決定する際に通常使用されたこれらの平均よりも大きくなっています。H$\beta$の測定されたビリアル係数、無次元降着率、およびFeii/H$\beta$線比の間には、3つの正の相関関係があります。これらの3つの量の間に正の三次元相関が見られ、この相関は、ビリアル因子が無次元の降着率と金属量によって支配されている可能性が高いことを示しています。H$\beta$の赤方向へのシフトと、ブラックホールの重力半径の単位で表したブロードライン領域の半径のスケーリングされたサイズとの間に負の相関が見られます。この負の相関は、H$\beta$の赤方向へのシフトが主にブラックホールの重力によるものである場合、当然予想されます。降着円盤からの放射圧は、ビリアル因子の重要な要因である可能性があります。
VMC調査-XLVII。大マゼラン雲における乱流制御された階層的星形成
| Title |
The_VMC_survey_--_XLVII._Turbulence-Controlled_Hierarchical_Star_Formation_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Amy_E._Miller,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Richard_de_Grijs,_Ning-Chen_Sun,_Cameron_P._M._Bell,_Samyaday_Choudhury,_Valentin_D._Ivanov,_Marcella_Marconi,_Joana_Oliveira,_Monika_Petr-Gotzens,_Vincenzo_Ripepi,_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09267 |
大マゼラン雲の天文学調査のための可視および赤外線調査望遠鏡からのデータを使用して、大マゼラン雲（LMC）の上部主系列星の統計的クラスタリング分析を実行します。LMCを中心に約120平方度にわたって、15の有意水準で2500を超える若い恒星構造をマッピングします。構造のサイズは、数パーセクから1kpc以上の範囲です。若い構造はべき乗則のサイズと質量分布に従うことがわかります。周囲と面積の関係から、1.44+-0.20の周囲と面積の寸法を導き出します。質量とサイズの関係とサイズ分布から、それぞれ1.50+-0.10と1.61+-0.20の2次元フラクタル次元を導き出します。面密度分布は対数正規分布でよく表されていることがわかります。ラーソン関係を適用して、これらの構造の速度分散と交差時間を推定します。私たちの結果は、若い恒星構造のフラクタル性がそれらが形成するガス雲から受け継がれていること、そしてこの構造が超音速乱流によって生成されていることを示しています。私たちの結果はまた、LMCでの星形成が10個から700個までスケールフリーであることを示唆しています。
| Title |
A_statistical_study_of_the_optical_spectral_variability_in_gamma-ray_blazars |
| Authors |
J._Otero-Santos,_J.A._Acosta-Pulido,_J._Becerra_Gonz\'alez,_A._Luashvili,_N._Castro_Segura,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_C._M._Raiteri_and_M._I._Carnerero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08851 |
ブレーザーの発光は一般に相対論的ジェットによって支配されますが、ホスト銀河、降着円盤、およびブロードライン領域（BLR）も大きく寄与する可能性があります。ジェットの優位性のために、彼らの貢献を解きほぐすことは何年もの間挑戦的でした。スペクトル変動への寄与を定量化するために、26$\gamma$線ブラザーの分光データセットで次元削減非負行列因子分解の統計的手法を使用します。この手法により、コンポーネントの数を減らして多数のスペクトルをモデル化できます。事前の知識を使用して、意味のある物理プロセスに関連するコンポーネントを取得します。ソースは、それらの光スペクトルに従って、ホスト銀河が支配するBLラックオブジェクト（BLラック）、BLラック、またはフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）として分類されます。ホスト銀河のソースは、他のBLラックと同様に、予想どおり変動が少なく、明るいときに青い傾向を示します。FSRQの場合、より複雑なカラーフラックスの動作が観察されます。特定のレベルを超えて飽和する低状態の場合は明るくなると赤くなり、場合によっては明るくなると青くなります。種類にもよりますが、2〜4個の部品で10年間の変動を再現することができます。最も単純なシナリオは、星の種族とジェットのべき乗則を使用してスペクトルが再構築されるホスト銀河ブレーザーに対応します。BLLacスペクトルは、2から4のべき乗則を使用して再現されます。ジェットで発生する加速/冷却プロセスには、さまざまなコンポーネントを関連付けることができます。FSRQの再構築には、降着円盤に関連するBLRに加えて、非常に急なべき乗則を説明するQSOのようなコンポーネントも組み込まれています。
磁場モデルは、光アクシオンのような粒子の天体物理学的限界にどのように影響しますか？ NGC1275を使用したX線のケーススタディ
| Title |
How_do_Magnetic_Field_Models_Affect_Astrophysical_Limits_on_Light_Axion-like_Particles?_An_X-ray_Case_Study_with_NGC_1275 |
| Authors |
James_H._Matthews,_Christopher_S._Reynolds,_M._C._David_Marsh,_J\'ulia_Sisk-Reyn\'es,_Payton_E._Rodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08875 |
アクシオン様粒子（ALP）は、素粒子物理学の標準モデルへの意欲的な拡張であり、クラスターでホストされるAGNのX線観測は、現在、電磁気学へのALP結合に最も厳しい制約を課しています。$g_{a\gamma}$、非常に軽いALPの場合（$m_a\lesssim10^{-11}$eV）。Reynoldsらによって得られた限界を再検討します。（2020）ペルセウス座銀河団の中央AGNであるNGC1275のチャンドラX線格子分光法を使用して、X線スペクトルモデルと磁場モデルの影響を調べます。また、ALP伝播の問題を解決するために使用する、公開されている新しいコードALProも紹介します。ペルセウスにおける乱流磁場の証拠について議論し、コヒーレンス長未満のスケールで磁場構造を解明することが重要である可能性があることを示します。改善されたデータ削減とベースラインスペクトルモデルを使用して、NGC1275X線スペクトルを再分析します。限界は、部分的に覆われた吸収体がはめあいに使用されているかどうかに影響されないことがわかります。低い$m_a$（$m_a\lesssim10^{-13}$eV）では、モデルと比較して、さまざまな磁場モデルで$g_{a\gamma}$（$0.1-0.3$dex）の制限がわずかに弱いことがわかります。レイノルズらからのB。（2020）。$\sim50$kpcスケールのコヒーレント構造を模倣するように設計されたガウス確率場（GRF）モデルでも、制限がわずかに弱くなります。$\beta_{\rmpl}\approx100$を想定すると、既存のモデルBの制限は堅牢であり、セルベースの方法とGRFの方法のどちらが使用されているかに影響されないと結論付けます。ただし、クラスター磁場の強度と構造に関する天体物理学的な不確実性は存続し、高感度のRM観測と、$\beta_{\rmpl}$の放射状プロファイルに対するより厳しい制約を動機付けます。
通常のIa型超新星における表面のFeピーク元素による乳児期の発赤
| Title |
Infant-phase_reddening_by_surface_Fe-peak_elements_in_a_normal_Type_Ia_Supernova |
| Authors |
Yuan_Qi_Ni,_Dae-Sik_Moon,_Maria_R._Drout,_Abigail_Polin,_David_J._Sand,_Santiago_Gonzalez-Gaitan,_Sang_Chul_Kim,_Youngdae_Lee,_Hong_Soo_Park,_D._Andrew_Howell,_Peter_E._Nugent,_Anthony_L._Piro,_Peter_J._Brown,_Lluis_Galbany,_Jamison_Burke,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_Stefano_Valenti,_Niloufar_Afsariardchi,_Jennifer_E._Andrews,_John_Antoniadis,_Iair_Arcavi,_Rachael_L._Beaton,_K._Azalee_Bostroem,_Raymond_G._Carlberg,_S._Bradley_Cenko,_Sang-Mok_Cha,_Yize_Dong,_Avishay_Gal-Yam,_Joshua_Haislip,_Thomas_W.-S._Holoien,_Sean_D._Johnson,_Vladimir_Kouprianov,_Yongseok_Lee,_Christopher_D._Matzner,_Nidia_Morrell,_Curtis_McCully,_Giuliano_Pignata,_Daniel_E._Reichart,_Jeffrey_Rich,_Stuart_D._Ryder,_Nathan_Smith,_Samuel_Wyatt,_Sheng_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08889 |
Ia型超新星は白色矮星の熱核爆発です。それらは宇宙の化学的進化において中心的な役割を果たし、宇宙論的距離の重要な尺度です。ただし、それらの起源については未解決の疑問が残っています。彼らの初期の信号から出生情報を取得するための広範な努力にもかかわらず、これまでのところ、それらの大部分がどのように爆発するかを特定することはできませんでした。ここでは、-10.5の絶対AB等級の明るさからのSN2018aozの幼児期の検出を提示します。これは、これまでに検出された中で最も低い光度の初期のタイプIa信号であり、$B$バンドでこれまでに見られなかったプラトーを明らかにします。最初の光の推定エポックから1.0〜12.4時間後の赤方向の色の変化。欠落している$B$バンドフラックスは、放出された質量の外側1％のFeピーク元素からのラインブランケット吸収によって最もよく説明されます。SNの観測された$BV$の色の変化は、放出された質量の同じ外側の1％にあるFe-ピーク元素の過密度からの予測とも一致しますが、Fe-ピーク元素の純粋な単調な分布からはより青い色が期待されます。噴出物の極端な外層に過剰な元素合成物質が存在することは、いくつかの通常のIa型超新星爆発における表面核燃焼の強化または亜音速混合プロセスの延長を示しています。
観測された中性子星カシオペアAの急速な冷却は、通常、星のコア内の中性子と陽子が通常の状態から超流動および超伝導状態に遷移することによって引き起こされると解釈されます。しかし、このいわゆる「最小」冷却パラダイムは、超流動中性子からの理論的なニュートリノエネルギー損失を使用して、観測された異常に速い中性子星表面温度の低下を数値的にシミュレートするという問題に直面しています。この問題の解決策として、私はやや複雑な冷却モデルを提案します。このモデルでは、超流動中性子に加えて、中性子星コアの非常に小さな中央部分からの直接ウルカ過程も含まれます。このシナリオでの冷却軌道の数値シミュレーションは、カシオペア座A中性子星の観測との優れた一致を示しています。提案された冷却シナリオは、使用された状態方程式と中性子星の質量を明確に関連付けています。BSk25の状態方程式に従って構築された中性子星の場合、最も適切なのは、質量$M=1.62M_{\sun}$と半径$R=12.36$kmです。BSk24の状態方程式を使用する場合、最適なソリューションは$M=1.60M_{\sun}$および$R=12.55$kmです。
FSRQ B2 1633 +382の2008年から2020年までの多波長分析とCIV {\ lambda} 1549 {\ AA}輝線の動作
| Title |
Multiwavelength_analysis_and_the_C_IV_{\lambda}1549_{\AA}_emission_line_behavior_from_2008_to_2020_of_the_FSRQ_B2_1633+382 |
| Authors |
Ra\'ul_Antonio_Amaya_Almaz\'an_and_Vahram_Chavushyan_and_V\'ictor_Manuel_Pati\~no_\'Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08987 |
フラットスペクトル電波クエーサーB21633+382（4C38.41）は数年間監視されており、複数の波長で相関のある変動を示しています。この記事では、ガンマ線からラジオまで、CIV${\lambda}$1549{\AA}輝線と${\lambda}$1350{\AAまで、複数の周波数に対してさまざまな分析を実行しています。}連続体。非熱的優勢パラメータを使用して、連続体の主要なソースが降着円盤またはジェットである場合のCIVと連続体の光度曲線を分離しました。線とディスク放射によって支配される連続体との間のゼロと一致する遅延での相関が、非常に小さいブロードライン領域（BLR）を示していることがわかりました。結果として生じる15GHzとガンマ線の間の遅延から、ジェット頂点からのガンマ線放出領域の距離を$\sim$37pcと推定しました。連続体とガンマ線が高活動期間のいくつかで増加すると、CIVフラックスは減少します。CIVプロファイルは、青い翼に大きな可変成分を示します。CIVの光度と連続体の関係は、クエーサーサンプルの関係に完全には従いません。私たちの結果は、ジェット流方向へのBLR物質の流出、2011年半ばのフレアリングイベントのための磁気リコネクションによるガンマ線生成、および無線コアの近くに十分なBLR物質がないことを提案することにつながります。非熱的連続体によって容易にイオン化されます。
ZadkoおよびVirginIslandロボット望遠鏡による連続観測からのGRB170202A火の玉のモデリング
| Title |
Modeling_GRB_170202A_fireball_from_continuous_observations_with_the_Zadko_and_the_Virgin_Island_Robotic_Telescopes |
| Authors |
B._Gendre_(UVI,_OzGrav-UWA),_N._B._Orange_(UVI,_OrangeWave),_E._Moore_(OzGrav-UWA),_A._Klotz_(IRAP,_UPS),_D._M._Coward_(OzGrav-UWA),_T._Giblin_(USAFA),_P._Gokuldass_(UVI),_D._Morris_(UVI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08995 |
ZadkoとVirginIslandRoboticTelescopesによって実行されたGRB170202Aの協調観測を提示します。観測はイベントトリガーの59秒後に開始され、これらの望遠鏡のユニークな位置により、2日間ほぼ継続的なカバレッジを提供しました。発光の初期の上昇とそれに続く遅い光フレアを明確に検出しました。これらのデータをアーカイブ観測で補完することにより、複数の逆衝撃を考慮した場合、GRB170202Aが標準の火の玉モデルによって十分に記述されていることを示します。その火の玉は、一定密度の星間物質内で膨張することが証明されており、ほとんどのバーストパラメータは文献に見られる通常の範囲と一致しています。電子および磁気エネルギーのパラメーター（\epsilon_e、\epsilon_B）は、一般的に想定されている値よりも桁違いに小さくなっています。十分に包括的なデータセットが利用可能である限り、私たちの研究によって達成された火の玉モデルのグローバルな適合は、どのバーストに対しても可能であるはずであると私たちは主張します。この結論は、これらの現象を推進する基礎となる物理学についての未解決の質問に答えるために、この作業の中心となるものなど、GRBの調整された観測キャンペーンの決定的な重要性を強調しています。
過渡ミリ秒パルサーPSRJ1023 +0038の特異な化学的存在量-Liの強化
| Title |
The_peculiar_chemical_abundance_of_the_transitional_millisecond_pulsar_PSR_J1023+0038_--_Li_enhancement |
| Authors |
T._Shahbaz,_J._I._Gonzalez-Hernandez,_R._P._Breton,_M._R._Kennedy,_D._Mata_Sanchez_and_M._Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09070 |
高分解能光学分光法を使用して、バイナリミリ秒パルサーPSRJ1023+0038の二次星の化学的存在量を決定します。[Fe/H]=0.48+/-0.04の金属量を測定します。これは太陽の値よりも高く、一般に、元素の存在量はX線連星の二次星や太陽近傍の星とは異なることがわかります。同様のFe含有量。我々の結果は、パルサーが超新星爆発で形成されたことを示唆している。超新星で処理された物質が二次星によって捕獲されて存在量の異常を引き起こす超新星モデルは、定性的に観測結果と一致していることがわかります。A（Li）=3.66+/-0.20のLi存在量を測定します。これは、システムの年齢に関係なく、同じ有効温度の星のLi存在量と比較して異常に高い値です。さらに、PSRJ1023+0038のLiの存在量は、宇宙の値よりも高く、若い種族Iの星で観察されるものであるため、新鮮なLiの生成の明確な証拠を提供します。最も可能性の高い説明は、パルサー風またはバイナリ内衝撃からの高エネルギーガンマ線または相対論的陽子と、核破砕を介した二次星の大気中のCNO核との相互作用であり、二次星の大気中の実質的なLi濃縮につながります。
AstroSatを使用した軟X線過渡MAXIJ0637 $-$ 430のスペクトル特性
| Title |
Spectral_properties_of_soft_X-ray_transient_MAXI_J0637$-$430_using_AstroSat |
| Authors |
Neal_Titus_Thomas,_Shivappa_B._Gudennavar,_Ranjeev_Misra_and_Bubbly_S._G |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09083 |
軟X線トランジェントは、爆発したときに検出されるシステムであり、X線の輝度が数桁増加します。これらの爆発は、これらのシステムのスペクトル状態の低/ハード状態から高/ソフト状態へのよく理解されていない変化のマーカーです。そのような軟X線トランジェントの1つであるMAXIJ0637$-$430のスペクトル特性を、\textit{SXT}および\textit{LAXPC}機器に搭載された\textit{AstroSat}ミッションからのデータとともに報告します。ソースは、発見直後の2019年11月の8$^{th}$と21$^{st}$の2回の観測で、合計$\sim$60ksで観測されました。ソースのフラックス分解スペクトル分析は、降着円盤と熱コンプトン化成分から生じる多色黒体成分の存在を示しています。黒体成分の安定した低温（$\sim$0.55$keV$）は、数百$km$のオーダーの内側ディスク半径を持つ冷たい降着円盤を指しています。さらに、6.4$keV$で相対論的に広がったガウス線の存在を報告します。$\gtrapprox2$のディスクが支配的なフラックスと光子のべき乗則のインデックス、および一定の内側のディスク半径は、ソースがソフト状態にあることを示します。この研究から、MAXIJ0637$-$430は強力なブラックホールX線連星候補であると結論付けています。
天体物理学の源と加速メカニズム
マルチメッセンジャー天文学は、異なる種類の望遠鏡で同じ天文現象を同時に観測することを可能にします。光学観測、X線、ガンマ線バースト、ニュートリノ、そして最近では重力波は、いくつかのほんの一例です。天文現象を観測および分析できる視点。宇宙線はマルチメッセンジャー天文学で重要な役割を果たしているため、宇宙線の発生源の研究を深め、天文学環境での加速の背後にあるメカニズムを理解することが重要です。
コア崩壊超新星における非平衡左手ニュートリノからのキラルプラズマ不安定性と逆カスケード
物質セクターで平衡状態から外れた左巻きニュートリノの逆反応が、コア崩壊超新星の電子のキラル不均衡がなくても、磁場に比例した電流を誘導することを示します。ニュートリノについて最近定式化されたキラル放射輸送理論に基づいて、この効果の輸送係数を導き出します。このキラル電流は、いわゆるキラルプラズマ不安定性を介して強い磁場を生成します。これは、マグネターの強くて安定した磁場に新しいメカニズムを提供する可能性があります。また、この電流を含む電磁流体力学における磁気エネルギーの逆カスケードの物理的起源を数値的に研究します。私たちの結果は、ニュートリノのカイラル効果を組み込むと、超新星の流体力学的進化が劇的に変化することを示しています。これは、爆発のダイナミクスにも関連している可能性があります。
氷内宇宙線空気シャワーによって誘発された粒子カスケードのシミュレーション
| Title |
Simulation_of_in-ice_cosmic_ray_air_shower_induced_particle_cascades |
| Authors |
Simon_De_Kockere,_Krijn_D._de_Vries,_Nick_van_Eijndhoven,_Uzair_A._Latif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09211 |
極域で見られる高高度の氷層を貫通する高エネルギー宇宙線エアシャワーの詳細な微視的シミュレーションを提示します。CORSIKAモンテカルロコードとGeant4シミュレーションツールキットの組み合わせを使用し、氷の中で発達する粒子カスケードに焦点を当てて、その最も顕著な特徴を説明します。エアシャワーの深さに応じて粒子の総数に及ぼす氷層の影響について説明し、宇宙線エアシャワーのXmaxに応じてカスケードフロントの電荷分布の一般的なパラメータ化を行います。氷内粒子カスケードの予想されるアスカリャン電波放射の分析的および半分析的計算に使用されます。宇宙線空気シャワーのコアが氷中の伝播中に支配的であり、したがってニュートリノによって誘発された粒子カスケードに非常に似た氷内粒子カスケードを作成することを示します。最後に、氷内粒子カスケードのアスカリアン電波放射の微視的シミュレーションの結果を示し、放射がシャワーコアによって支配されていることを示し、氷中の粒子カスケードによって生成されたプラズマを検出する可能性について説明します。レーダーエコー技術。
キロノバの膨張不透明度に対するNLTEの影響
二元中性子星合体は、キロノバ（KN）と呼ばれる急速に進化する過渡現象を生成します。これは、合体の数日後にピークに達します。KNeのモデリングは、噴出物の局所的な熱力学的平衡（LTE）条件を想定して行われることがよくあります。スペクトル合成コードSUMOを使用して、非局所熱力学的平衡（NLTE）レベルの母集団の最初の分析を提示し、これらをLTE値と比較します。放射伝達の有無にかかわらずNLTE励起計算を実行することにより、放射場の重要性を調査します。レベルの高い人口、特に横臥の高い人口は、合併の数日後にLTEからの逸脱を示し始めます。NLTEでは、大部分のイオンと状態の励起が低く、これにより膨張の不透明度が低くなる傾向があります。最初の数日間は差が小さいですが、その後は2〜10倍になります。私たちの結果は、初期段階（数日）でのLTE拡張不透明度の妥当性を実証すると同時に、後の段階でのNLTEモデリングの必要性を強調するために重要です。NLTEのイオン化も考慮すると、NLTEは、組成と波長に応じて、場合によっては桁違いに、より高いまたはより低い不透明度の両方を与えることができることを示しています。
磁気回転乱流におけるダイナモ平均場効果の有限時間応答
降着円盤の乱流は、大規模な磁場への影響とともに、一般的な円盤の進化、特に宇宙ジェットの発射を理解する上で重要な役割を果たします。付加ディスクのグローバルな長期シミュレーションの包括的なサブグリッド記述を可能にすることによって動機付けられて、磁気回転ディスク乱流のローカルシミュレーションで出現する輸送係数をさらに特徴づけることを目指しています。現在の調査では、一連の脈動するバックグラウンドフィールドへの応答として生成される乱流起電力（EMF）に敏感な、時間依存バージョンのテストフィールドメソッドを利用します。振動周波数の関数として輸送係数のフーリエスペクトルを取得します。これらは、時間変数の平均磁場の結果としてのEMFの有限時間の蓄積を表す、単純な応答関数によってよく近似されます。中間のタイムスケール（つまり、軌道周波数よりわずかに高い）の場合、原因となるフィールドと比較して、EMFの大幅な位相遅れが観察されます。空間における非局所的閉包関係に関する以前の結果で補強され、ここで簡単にスケッチする適切な平均場記述に組み込まれると、新しいフレームワークはスケール分離の制限的な仮定を取り除くことができます。
教師なし機械学習によるX線変動の調査I.XMM-Newtonデータに適用された自己組織化マップ
| Title |
Exploring_X-ray_variability_with_unsupervised_machine_learning_I._Self-organizing_maps_applied_to_XMM-Newton_data |
| Authors |
Milo\v{s}_Kova\v{c}evi\'c,_Mario_Pasquato,_Martino_Marelli,_Andrea_De_Luca,_Ruben_Salvaterra,_Andrea_Belfiore_Mondoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08868 |
XMM-Newtonは、X線宇宙への前例のない洞察を提供し、数十万のソースの変動情報を記録します。光度曲線で興味深いパターンを手動で検索することは実用的ではなく、ソースの特性評価のために自動化されたデータマイニングアプローチが必要です。特にノイズの多いデータでは、時間モデルを光度曲線に直接適合させることは、それらを識別する確実な方法ではありません。教師なし機械学習を使用して、光度曲線パラメーターの大規模なデータセットを抽出し、異常検出とその後の特定のソース動作（フレア、日食など）の検索に備えて、そのクラスタリング構造を明らかにしました。自己組織化マップ（SOM）は、単一のフレームワーク内で次元削減とクラスタリングを実現します。これらは、個別の相互接続されたユニットの2次元グリッドでデータを近似するようにトレーニングされた一種の人工ニューラルネットワークであり、後で平面上で視覚化できます。EXTraSカタログからの100,000を超える検出から計算された時間のみのパラメーターでSOMをトレーニングしました。結果のマップは、約2500のほとんどの可変ソースが時間的特性に基づいてクラスター化されていることを示しています。フレア、日食、ディップ、線形光度曲線などに関連するSOMマップの特徴的な領域を見つけます。各グループには、目には似ているように見えるソースが含まれています。さらなる研究のために、いくつかの興味深い情報源を選び出します。SOMによって提供されるデータセットの要約ビューにより、類似したソースのグループを識別し、手動による特性評価を桁違いに高速化することができました。私たちの方法はまた、単純な時間モデルを光度曲線に適合させることに関する問題を浮き彫りにし、それらをある程度軽減するために使用することができます。これは、今後のX線調査から予想される大量のデータを十分に活用するために重要であり、教師あり分類モデルの解釈にも役立つ可能性があります。
球上のミンコフスキーテンソルベースの形状解析手法
最近、ミンコフスキーテンソル（MT）が形態素解析タスクで人気を博しています。スカラーミンコフスキー汎関数（MF;面積、周長、オイラー標数で与えられる2D）とは対照的に、MTは体の対称性と方向を特徴づけることができます。これは、さまざまなタスクに使用されています。HII領域のフィラメントの起源をさかのぼって星間気泡を検出したり、CMBの構造の整列を検索したりします。Healpix形式のマップの球上のMTとMFを計算するためのマーチングスクエアベースの方法を紹介します。MTは、ローカルネイバーフッドに対して計算され、それらの加法性プロパティを使用して、より広い領域で合計/平均化できます。これにより、さまざまなスケールでCMB異方性と非ガウス性を探すローカライズされた分析の可能性が提供されます。
Insight-HXMT / HE望遠鏡におけるスパイクの除去方法と生成メカニズム
| Title |
The_removal_method_and_generation_mechanism_of_spikes_in_Insight-HXMT/HE_telescope |
| Authors |
Baiyang_Wu,_Yifei_Zhang,_Xiaobo_Li,_Haisheng_Zhao,_Mingyu_Ge,_Congzhan_Liu,_Liming_Song,_Jinlu_Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08997 |
スパイクは、Insight-HXMTに搭載された高エネルギーX線望遠鏡（HE）の生の光度曲線に現れる明らかな急激な増加であり、エネルギーやパワースペクトルなどのデータ製品に影響を与える可能性があります。これらは、大きな信号によって生成された偽のトリガーと見なされます。この論文では、スパイクの特性を研究し、生データからスパイクを除去するための2つの方法を提案します。エネルギーとパワースペクトルへのさまざまな影響に応じて、スパイクを除去するための最適なパラメータが選択され、Insight-HXMTデータ分析ソフトウェアで使用されます。スパイクの発生メカニズムは、地上のバックアップHE検出器を使用して研究されており、電子設計によってスパイクを減らすことができます。
全国規模でSTEM登録と専攻を後押しするための次のレベルのロボット望遠鏡ベースの観測経験
| Title |
Next-Level,_Robotic_Telescope-Based_Observing_Experiences_to_Boost_STEM_Enrollments_and_Majors_on_a_National_Scale |
| Authors |
Daniel_E._Reichart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09257 |
300万ドルの国防総省（DoD）国防教育プログラム（NDEP）賞の資金提供を受けて、「OurPlaceInSpace！」（OPIS！）のフォローアップカリキュラムを全国規模で開発および展開しています。。毎年3,500人の調査レベルの天文学の学生が、「スカイネット」ロボット望遠鏡のグローバルネットワークを使用しています。「多波長宇宙の天体写真！」またはMWU！と呼ばれるこの新しいカリキュラムの目標は、STEM専攻を選択するこれらの学生の数を増やすことです。ある学期に、私たちの参加者プログラムが始まり、参加している教育者はMWU！の最初の2つのモジュールで順調に進歩しました。ソフトウェアの面では目覚ましい進歩があり、これらのモジュールと今後のモジュールをサポートする新しいグラフ作成、分析、モデリングツールを開発しました。ハードウェアの面では、準備はSkynetを拡張し続け、目に見えない宇宙を探索できる中型の電波望遠鏡のグローバルネットワークを含めるようにします。
TOI-2119：NASAのTESSミッションからのアクティブなM-ドワーフを周回するトランジット系の褐色矮星
| Title |
TOI-2119:_A_transiting_brown_dwarf_orbiting_an_active_M-dwarf_from_NASA's_TESS_mission |
| Authors |
Theron_W._Carmichael,_Jonathan_M._Irwin,_Felipe_Murgas,_Enric_Pall\'e,_Keivan_G._Stassun,_Karen_A._Collins,_Jerome_de_Leon,_Emma_Esparza-Borges,_William_Fong,_Akihiko_Fukui,_Jon_M._Jenkins,_Taiki_Kagetani,_David_W._Latham,_Michael_B._Lund,_Andrew_W._Mann,_Dan_Moldovan,_Edward_H._Morgan,_Norio_Narita,_Hannu_Parviainen,_Elisa_V._Quintana,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Richard_P._Schwarz,_Joseph_D._Twicken,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08842 |
TOI-2119bの発見を報告します。これは、アクティブなM矮星によって周回し、完全に覆われている通過する褐色矮星（BD）です。トランジット系外惑星探査衛星ミッションからの光度曲線データを使用し、高解像度のドップラー分光観測を追跡すると、BDの半径は$R_b=1.08\pm0.03{\rmR_J}$、質量は$M_b=64.4であることがわかります。\pm2.3{\rmM_J}$、公転周期$P=7.200865\pm0.00002$日、離心率$e=0.337\pm0.002$。ホスト星の質量は$M_\star=0.53\pm0.02{\rmM_\odot}$、半径は$R_\star=0.50\pm0.01{\rmR_\odot}$、有効温度は$T_{\rmeff}=3621\pm48{\rmK}$、および$\rm[Fe/H]=+0.06\pm0.08$の金属量。TOI-2119bは、M-矮星のホスト星の周りを通過するBDの新たな集団に加わり、TOI-2119はそのようなシステムの9番目です。これらのM-矮星-褐色矮星システムは、$q=M_b/M_\star\approx0.1$に近い質量比を占めます。これは、通過する亜恒星天体と、より大きな星を周回する巨大な太陽系外惑星を持つシステムの典型的な質量比からそれらを分離します。TOI-2119は、通過する褐色矮星をホストすることが知られている最も活発なM矮星の1つでもあります。星によるBDの二次日食の性質により、亜恒星天体の有効温度を$2030\pm84{\rmK}$と見積もることができます。これは、亜恒星進化モデルによる予測と一致しています。
| Title |
Modeling_overcontact_binaries,_I._The_effect_of_tidal_deformation |
| Authors |
M._Fabry,_P._Marchant,_and_H._Sana_(Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08852 |
巨大な星の領域では、強力なバイナリ相互作用が一般的です。極端なケースの1つは、オーバーコンタクトシステムです。これは、合併に向けて進化するすべての星の進化の一部であると予想され、ブラックホール連星の形成に役割を果たすと仮定されています。ただし、過接触連星の進化をモデル化するために重要な簡略化が行われています。つまり、潮汐または回転による変形はしばしば無視されます。それでも、観測と理論の両方が、過剰接触星が大きく潮汐的に変形し、モデルで説明されていない外層への潜在的に重要な影響を残していることを示しています。この作業では、潮汐的に変形した星を表現する方法を開発します。数値的手法を用いて、バイナリロッシュポテンシャルによる1D球面恒星構造方程式の構造補正係数を計算し、既存の結果や単一の回転星の構造補正と比較します。新しい構造補正係数を恒星進化コードMESAに実装し、いくつかのケーススタディを調査します。回転が含まれていない場合、単一の星の補正を使用して回転を処理する場合（つまり、遠心変形のみを考慮）、または潮汐変形を使用する場合のシミュレーション間の違いを比較します。変形した分離した食変光星の回転を無視すると、最大5％の半径の不一致が生じる可能性があることがわかります。潮汐モデルと単一星遠心歪みモデルの違いは1％とより穏やかであり、単一回転星モデルが連星系の潮汐変形星の適切な近似であることを示しています。オーバーコンタクト構成では、非回転モデルに関して潮汐歪みの結果として表面特性に同様の5％の変動が見られ、ロッシュローブを大幅に満たす連星を非回転としてモデル化することは不適切であることを示しています。
太陽フレアの間に形成された磁束ロープの回転
太陽フィラメントの噴火はしばしばその上昇方向について回転運動を示しますが、どのメカニズムがそのような回転を支配し、回転が噴火前のフィラメント（および共空間シグモイド）の初期形態、フィラメントのキラリティーにどのように関連しているかはわかりません。と磁気ヘリシティ。理想的なキンク不安定性を経験している磁束ロープ（MFR）の結果としての回転に関する従来の見方は、これらの関係を説明する上で依然として混乱を招いています。ここでは、磁気リコネクションがせん断アーケード構成から噴火を開始し、再接続による噴火中にMFRが形成される電磁流体力学シミュレーションを分析することにより、噴火中の回転の代替説明を提案しました。シミュレーションは、右回りのキラリティーを備えた逆S字型MFRを再現し、このMFRの軸は上昇しながら反時計回りに回転します。これは、二重の視野角から観察される典型的なフィラメントの噴火と比べて遜色ありません。噴火時のモデル化されたMFRのねじれと悶えの数を計算することにより、回転に伴ってMFRの軸の非局所的な悶えが減少し、周囲の力線のねじれが増加することがわかりました。これはキンクの不安定性とは異なります。これは、磁気ツイストをMFR軸の悶えに変換します。
2つの低質量比接触連星システムのデュアルバンドおよび測光測光の分析
| Title |
Analysis_of_Dual_Band_and_Survey_Photometry_of_Two_Low_Mass_Ratio_Contact_Binary_Systems |
| Authors |
Surjit_S._Wadhwa,_Ain_Y._De_Horta,_Miroslav_D._Filipovic_and_Nick_F._H._Tothill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09120 |
この研究は、完全に食された接触連星システムTYC8351-1081-1およびASASJ210406-0522.3の測光分析を示しています。TYC8351-1081-1は、接触度が高い（f=0.66）非常に低い質量比（q=0.086）システムですが、ASASJ210406-0522.3は、比較的質量が小さい限界接触（f=0.08）であることがわかります。0.272の比率。両方のシステムで良好な熱接触があり、コンポーネントの温度にわずかな違いしかありません。このシステムは、過去20年間、多くの空の調査によって観測されてきました。これらの調査のうち最大3つからの光度曲線ソリューションを比較し、手動で分析された調査測光データが堅牢であり、専用の地上ベースの測光に匹敵する結果が得られることを確認します。一次から二次への有意な光度の移動の証拠があり、TYC8351-1081-1の場合は0.5LJ、ASASJ210406-0522.3の場合は0.06LJのオーダーです。過去20年間、どちらのシステムの期間にも変化はないようであり、理論的な角運動量損失は、どちらの場合も現在の測定しきい値を下回っています。また、質量比と分離は、どちらの場合も軌道不安定性の理論値をはるかに上回っていることを示しています。予想されるように、二次コンポーネントの密度は一次コンポーネントに比べて大幅に高くなっています。
レッドクランプのスペクトル特徴] {LAMOST DR7で導出されたスペクトル特徴からの主要なレッドクランプ星の識別、質量、および年齢
| Title |
Spectral_Features_of_Red_Clumps]{Identification,_mass_and_age_of_primary_red_clump_stars_from_spectral_features_derived_with_the_LAMOST_DR7 |
| Authors |
Xu-Jiang_He,_A-Li_Luo,_and_Yu-Qin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09185 |
赤色巨星（RC）の星は、光度と色が安定しているため簡単に識別できますが、実際には、HR図の同じ場所にある赤色巨星分枝（RGB）の星は約20〜50％です。この論文では、LAMOSTDR7からの184,318個のプライマリRC（PRC）星の210,504スペクトルのサンプルが特定されており、純度は90％を超えています。RC星とRGB星は、XGBoostアンサンブル学習アルゴリズムを採用することでLAMOSTスペクトル（R〜1800およびSNR>10）によって正常に区別され、2次RC星も削除されます。SHapleyAdditiveexPlanations（SHAP）値は、XGBoostモデルが選択した主な機能を説明するために使用されます。機能は、Fe5270、MgH＆MgIb、Fe4957、Fe4207、Cr5208、およびCNの周りにあり、RGBスターとRCスターをうまく区別できます。XGBoostは、ケプラーでラベル付けされた星震パラメータを使用してスペクトルをトレーニングすることにより、PRC星の年齢と質量を推定するためにも使用されます。質量と年齢の不確実性は、それぞれ13パーセントと31パーセントです。機能アトリビューションモデルを検証すると、XGBoostが取得する年齢に敏感な要素が文献と一致していることがわかります。PRC星の距離は、ガイアEDR3によって較正された$K_{S}$絶対等級によって導き出されます。これは、約6％の不確実性を持ち、星が主に銀河円盤にあることを示しています。また、XGBoostをR$\sim$250でテストします。これは、建設中の中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）の解像度ですが、RCとRGBを区別するための敏感な機能を見つけることができます。
SVS13-AクラスIホットコリーノでのCH $ _3 $ CN重水素化。ソリスXV
| Title |
CH$_3$CN_deuteration_in_the_SVS13-A_Class_I_hot-corino._SOLIS_XV |
| Authors |
Eleonora_Bianchi_(1),_Cecilia_Ceccarelli_(1),_Claudio_Codella_(2,1),_Ana_L\'opez-Sepulcre_(3,1),_Satoshi_Yamamoto_(4,5),_Nadia_Balucani_(6,1,2),_Paola_Caselli_(7),_Linda_Podio_(2),_Roberto_Neri_(3),_Rafael_Bachiller_(8),_C\'ecile_Favre_(1),_Francesco_Fontani_(2),_Bertrand_Lefloch_(1),_Nami_Sakai_(9),_and_Dominique_Segura-Cox_(7) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09285 |
CH3CNとその重水素化アイソトポログCH$_2$DCNから、多数の種の重水素化がすでに報告されている典型的なクラスIオブジェクトSVS13-Aへの線放出を調べました。私たちの目標は、CH$_3$CNの形成経路と、初期の星前核およびクラス0から進化への化学進化を制約するために、クラスI原始星のCH$_3$CN重水素化を初めて測定することです。クラスIステージ。大規模プログラムSOLIS（1.8"x1.2"の空間分解能）のコンテキストで3mmのIRAMNOEMA干渉計を使用して、CH2DCNをSVS13-Aに向けて画像化しました。NOEMA画像は、IRAM-30mラージプログラムASAIによって収集されたCH$_3$CNおよびCH$_2$DCNスペクトルによって補完されており、3mm、2mm、および1.3mmでバイアスのないスペクトル調査を提供しました。観測されたラインエミッションは、LTEおよび非LTELVGアプローチを使用して分析されています。CH2DCNのNOEMA/SOLIS画像は、この種がSVS13-A連続発光ピークに向かって中心にある未解決の領域で発光することを示しており、シアン化メチルとそのアイソトポログが、以前に他のiCOMを介して画像化されたSVS13-Aの高温コリノと関連していることを示唆しています。さらに、CH$_3$CNとCH2DCNのそれぞれ41と11のASAI遷移を検出しました。これらは、それぞれ13から442Kと18Kから200Kの上位レベルのエネルギー（Eup）をカバーしています。導出された[CH2DCN]/[CH3CN]比は$\sim$9\％です。この値は、星前のコアに対して測定された値と一致しており、クラス0の原始星で測定された値よりも2〜3倍高くなっています。他の分子種に期待されるものとは反対に、CH3CN重水素化は、より若い星前核とクラス0原始星の測定に関してSVS13-Aの減少を示しません。最後に、私たちの新しい結果が、CH3CNが気相反応を介して合成され、冷たい前恒星相の間にダスト粒子マントル上で凍結した可能性が高いことを示唆している理由について説明します。
X線スペクトルの分析への差分進化の適用について
差分進化（DE）の方法を使用して、2003年1月21日のプラズマフレアリングの冠状元素の存在量と微分放出測定（DEM）分布を決定しました。分析はRESIKX線スペクトルに基づいています。DEは、進化的アルゴリズムのファミリーに属しています。DEは概念的にシンプルで実装が簡単なため、科学や工学の多くの問題を解決するために適用されてきました。この研究では、この方法を新しいコンテキストで適用します。血漿組成とDEMの同時測定です。DEを使用して得られた結果の信頼性を高めるために、DEで合成されたスペクトルをRESIKで観測されたそれぞれのスペクトルと比較することにより、アルゴリズムの使用をテストしました。使用されたDE法とフレアプラズマの得られた物理的特性の広範な議論が提示されます。
太陽プラズマ中の重元素のイオン化と断熱指数
| Title |
Ionization_of_heavy_elements_and_the_adiabatic_exponent_in_the_solar_plasma |
| Authors |
V.A._Baturin,_A.V._Oreshina,_W._D\"appen,_S.V._Ayukov,_A.B._Gorshkov,_V.K._Gryaznov,_I.L._Iosilevskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09331 |
環境。断熱指数$\Gamma_1$は、太陽対流層の部分的にイオン化されたプラズマの熱力学的量として研究されています。目的。この研究の目的は、$\Gamma_1$プロファイルに対する重元素の影響を理解することです。プラズマのさまざまな化学組成についてSAHA-S状態方程式を使用して$\Gamma_1$を計算し、$\Gamma_1$への個々の元素の寄与を分析しました。メソッド。純粋な水素-ヘリウムプラズマで得られた値と比較して、重元素のイオン化による$\Gamma_1$の減少を調べました。これらのタイプの違いは「Z寄与」として示され、8つの元素（C、N、O、Ne、Mg、S、Si、およびFe）と、太陽化学物質に対応する元素の混合物について分析しました。構成。個々のZ寄与の線形結合を正確なZ寄与と比較しました。最小二乗法を完全なZ寄与の分解に適用して、個々の元素の寄与に基づいて、重元素の質量分率を取得しました。結果。重元素のZ寄与は、5e-6の高レベルの精度を持つ個々の元素のZ寄与の線形結合によって説明できます。太陽型混合物の例では、与えられた$\Gamma_1$プロファイルから重元素の質量分率を推定するという逆問題が考慮されました。理想的な数値シミュレーションでは、最も豊富な元素の質量分率を、10分の数パーセントよりも優れた相対精度で決定できます。$\Gamma_1$プロファイルにランダムまたは系統的なエラーが存在する場合、存在量の推定の精度は著しく低下します。誤差の振幅が1e-4を超えない場合、約10％の相対誤差で少なくとも酸素存在比の決定が期待できます。
ソーラーオービターSTIXによる最初の硬X線イメージングの結果
| Title |
First_hard_X-ray_imaging_results_by_Solar_Orbiter_STIX |
| Authors |
Paolo_Massa,_Andrea_F._Battaglia,_Anna_Volpara,_Hannah_Collier,_Gordon_J._Hurford,_Matej_Kuhar,_Emma_Perracchione,_Sara_Garbarino,_Anna_Maria_Massone,_Federico_Benvenuto,_Frederic_Schuller,_Alexander_Warmuth,_Ewan_C._M._Dickson,_Hualin_Xiao,_Shane_A._Maloney,_Daniel_F._Ryan,_Michele_Piana_and_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09334 |
環境。X線イメージング用分光計/望遠鏡（STIX）は、ソーラーオービターに搭載された6つのリモートセンシング機器の1つです。入ってくるフラックスのフーリエ変換をサンプリングすることにより、太陽フレアの硬X線イメージング分光法を提供します。目的。30個のSTIXサブコリメータのうち24個の視程の振幅と位相のキャリブレーションが非常に進んでおり、一連のイメージング方法でソーラーオービターからのフレア太陽の最初の硬X線画像を提供できることを示します。メソッド。キャリブレーションされたSTIX観測に、4つの可視性ベースの画像再構成方法とカウントベースの方法を適用しました。結果として得られる再構成は、STIX可視性の振幅をフィッティングするために使用される最適化アルゴリズムによって提供されるものと比較されます。結果。2021年5月に発生したC4とM4の間のGOESクラスの6つのフレアに適用すると、5つのイメージング方法は、UV波長でソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO/AIA）に搭載された大気イメージングアセンブリによって提供されるものと形態学的に一致する結果を生成します。。$\chi^2$値と再構築されたソースのパラメータはメソッド間で比較可能であるため、それらの堅牢性が確認されます。結論。この論文は、STIXサブコリメータの主要部分の現在のキャリブレーションが科学データの活用に十分なレベルに達していること、およびSTIXデータ分析ソフトウェアですでに利用可能なイメージングアルゴリズムが太陽フレアの形態の信頼性が高く堅牢な再構築を提供することを示しています。
急速に進化するAGBスター、V Hya：ALMAは、高速流出を伴うマルチリングサーカスを発見しました
| Title |
The_Rapidly_Evolving_AGB_Star,_V_Hya:_ALMA_finds_a_Multi-Ring_Circus_with_High-Velocity_Outflows |
| Authors |
R._Sahai,_P-S._Huang,_S._Scibelli,_M._R._Morris,_K._Hinkle,_and_C-F._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09335 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで、前例のない角度分解能〜0".4-0".6で、AGB星から双極性惑星状星雲に明らかに移行している質量損失炭素星VHyaを観測しました。（アルマ）。私たちの13COと12CO（J=3-2とJ=2-1）の画像は、システムの赤道にある動的拡張（DUDE）を受けているフレア、ワープディスク構造内の6つの拡張リングの注目すべきセットの発見につながりました飛行機。また、初めて、いくつかの双極の高速流出が見つかりました。そのうちのいくつかは放物線状の形態をしており、広い開口角度を意味しますが、1つ（以前に見つかった）は塊状で高度にコリメートされています。後者は、VHyaからのイオン化ガスの高速弾丸のような放出に関連している可能性があります。4つの弾丸の中で最も古いものに対応する可能性のある分子は12CO画像で見ることができます。明るい、未解決の連続発光源（FWHMサイズ<〜165au）が見つかりました。この放射の約40％は標準的な電波光球で生成できますが、残りの60％は、質量が10^{-5}Msunを超える非常に大きな（mmサイズの）粒子からの熱放射によるものと思われます。放射伝達モデルを使用して、DUDEの13COおよび12CO放射の顕著な特性を、半径8"（3200au）まで、質量1.7x10^{-3}Msunのフレアディスクで適合させました。サイズが約200auの中央領域の内側の半径で非常に急速に増加し、次にその外側で9.5から11.5km/sまでゆっくりと増加します。DUDEの基礎となる密度は放射状に減少し、観測的によく特徴付けられた最も内側の3つを表す局所的な増加が点在します。リング。
対数ポテンシャルおよびAffleck-Dineコンデンセートフラグメンテーションにおける電荷交換Qボール
| Title |
Charge-Swapping_Q-balls_in_a_Logarithmic_Potential_and_Affleck-Dine_condensate_fragmentation |
| Authors |
Si-Yuan_Hou,_Paul_M._Saffin,_Qi-Xin_Xie,_and_Shuang-Yong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08392 |
標準模型の超対称性の拡張で自然に発生する対数ポテンシャルを持つモデルで、正電荷と負電荷が共存し、時間とともに交換する一種の複合Qボールである電荷交換Qボールを研究します。初期宇宙のAffleck-Dineフラグメンテーションプロセスで電荷交換Qボールが大量に生成される可能性があることを示します。対数ポテンシャルを持つ電荷交換Qボールは非常に安定していることがわかります。吸収境界条件を使用して長時間の並列化された格子シミュレーションを実行することにより、多重極が低いこのようなオブジェクトの寿命は、3+1Dで少なくとも$4.6\times10^5/m$、$2.5\times10^7/m$であることがわかります。2+1Dで、ここで$m$はスカラー場の質量スケールです。また、これらの電荷交換Qボールを形成するための初期条件のアトラクタベイスンをグラフ化します。
地球にバインドされた暗黒物質の加速
暗黒物質の一部は、同様の質量の典型的な弱く相互作用する質量粒子（WIMP）よりも、標準模型とはるかに強く相互作用する粒子種で構成されている可能性があります。このような強く相互作用する暗黒物質成分は、地下の検出器に到達する前にそれを大幅に減速させる大気や地球の物質との相互作用を通じて、WIMPのような暗黒物質の検索での検出を回避できたはずです。これらの同じ相互作用はまた、地球の表面近くの強く相互作用する暗黒物質種の密度を、局所的な銀河系の暗黒物質密度をはるかに超えるまで高めることができます。この研究では、散乱によって地球に期待される人口の増加を加速することに基づいて、強く相互作用する暗黒物質を検出する2つの新しい方法を提案します。最初のアプローチは、地下の核加速器ビームを使用して、周囲の暗黒物質集団を下流にあるWIMPスタイルの検出器に上方散乱させることです。2番目の手法では、暗黒物質は強力な熱源で上方散乱され、低しきい値の暗黒物質検出器で検出されます。また、強く相互作用する暗黒物質の潜在的な候補について議論し、シナリオがサブGeV暗黒光子に結合された隠されたフェルミ粒子で自然に実現できることを示します。
カーブラックホールの質量は、既約成分と回転成分に分けることができます。前者は、事象の地平線から抽出できない可能性のあるエネルギーの下限であり、その面積に関連しています。ここでは、重力波干渉計LIGOとVirgoによって観測された恒星質量ブラックホールの還元不可能な質量を計算します。単一イベントデータを使用して、総エネルギーへの既約および回転の寄与を明示的に強調する事後分布の再パラメーター化を提示します。地域法を利用して、これまでに観測されたブラックホール連星の不可逆性に応じたランク付けを行います。人口適合を使用して、観測可能な合併によってブラックホールの地平線の総面積が増加する割合を計算します。
円運動をしている観測者の運命
ニュートン物理学または一般相対性理論では、エネルギー散逸により、円軌道に沿って移動する観測者は、重力場の源に向かってゆっくりとらせん状になります。巨大な試験粒子のエネルギーとその軌道の安定性との間に密接な関係を示すことにより、エネルギーの損失が弱い等価原理を尊重する重力の理論で同じ効果を持つことを示します。最終的に、巨大な粒子は急降下するか、一般化されたニュートンポテンシャルの最小値に向かって駆動され、そこで静的になります。さらに、バインドされていない最内安定円軌道を表示するおもちゃのメトリックを作成し、この軌道に到達した粒子を追い出すことができます。
アインシュタイン・ヒルベルト作用の積分測度を任意の$4$形式の場の強さになるように促進することにより、「三階導関数」の一般相対性理論を定義します。それを別の$4$形式の電界強度に結合することにより、その局所的な変動を予測します。これにより、重力セクターには通常の質量のないヘリシティ2の伝播モードのみが含まれるようになります。これらの$4$形式に電荷を追加すると、従来の一般相対性理論の結合パラメーターの離散的な変化が可能になります。$G_N、\Lambda、H_0$、さらには$\langle{\ttHiggs}\rangle$はすべて変更可能な変数です。ジャンプで。したがって、ド・ジッターは膜核形成に対して不安定です。この不安定性を使用して、宇宙定数の問題をどのように解決できるかを説明します。このシナリオでは、不合理なアクシオンの背後にある考え方を利用していますが、アクシオンの代わりに、もう1つの$4$形式の電界強度と対応する帯電膜が必要です。$\Lambda$の分布が鞍点近似によって与えられる場合、指数関数的に巨大な階層$\Lambda/\mpl^4\ll1$の代わりに$\Lambda/\mpl^4\simeq1$を支持する理論ユークリッド経路積分の。
異なるハドロン相互作用モデルのための大規模な空気シャワーにおける縦方向の発達のシミュレーションとパラメータ化
| Title |
Simulation_and_Parameterization_of_Longitudinal_Development_in_Extensive_Air_Showers_for_Different_Hadronic_Interaction_Models |
| Authors |
Kadhom_F._Fadhel,_A._A._Al-Rubaiee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08886 |
ExtensiveAirShowers（EAS）のシミュレーション分析は、高エネルギー用のいくつかのハドロン相互作用モデル（SIBYLL、QGSJET、およびEPOS）のAIRESシステム（バージョン19.04.00）を使用した縦断的開発を調査することによって実行されました。シミュレーションは、さまざまな高エネルギー（10^17、10^18、および10^19）eVと、いくつかの天頂角の値（0^o、10^o、および30^o）。縦方向の発達のシャワーサイズは、シグモイド関数（ボルツマンモデル）を使用してパラメーター化され、エネルギー範囲（10^17-10^19）eVの間の一次エネルギーの関数として新しい4つのパラメーターを与えました。取得した結果データ（シャワー粒子のパラメーター化された数）と実験結果（ピエールオージェ実験）を比較すると、垂直EASシャワーの固定一次エネルギー10^19eVでの一次陽子の魅力的なマッチングが得られました。
ガス状タイムプロジェクションチェンバー内の$ \ rm {CF} _4 $シンチレーション光のシート抵抗器の光透過率測定
| Title |
Optical_transmittance_measurements_of_sheet_resistors_for_the_$\rm_{CF}_4$_scintillating_light_in_a_gaseous_time-projection_chamber |
| Authors |
Hiroshi_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08983 |
原子反跳トラック用の再構築可能な$z$座標を備えたガス状タイムプロジェクションチェンバー（TPC）が、低放射性バックグラウンドでの暗黒物質探索と$\alpha$粒子イメージング用に開発されました。シート抵抗フィールドケージを備えたTPCは、シート抵抗が可視光の光透過率を持っている場合、トラックによって生成された電荷と光子を検出し、これらの信号間の時間差からドリフト長を決定する可能性を示します。この研究では、シート抵抗器の光透過率は、$\rm{CF}_4$ガスシンチレーションライトを使用して、$24.5\pm0.1_{\rmstat}\pm0.6_{\rmsyst}\％$と測定されました。$\alpha$-パーティクルソース。光電子の数は、$\rmCF_4$ガスにシート抵抗が存在する場合、5.3〜MeV$\alpha$に対して$\rm\sim20〜p.e。$であることが観察されます。次に、低エネルギートラックを検出するために、近赤外光用のマルチアルカリカソード光電管とSiPMを使用して観測できる光電子の数について説明します。
エクサスケールコンピューティングとマルチスケール実験の時代における磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_reconnection_in_the_era_of_exascale_computing_and_multiscale_experiments |
| Authors |
Hantao_Ji,_William_Daughton,_Jonathan_Jara-Almonte,_Ari_Le,_Adam_Stanier,_Jongsoo_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09004 |
天体プラズマは、磁気トポロジーを維持する優れた能力を持っており、これは必然的に、電流シートを含む応力がかかった領域内に磁気エネルギーの蓄積を引き起こします。この蓄積されたエネルギーは、高速フロー、熱加熱、および非熱粒子加速とともに、磁場の再構成を生成する磁気リコネクションのプロセスを通じて爆発的に放出されることがよくあります。トポロジカルな制約を克服するには、衝突または動的散逸メカニズムのいずれかが必要です。これらは両方とも理論によって予測され、その場での宇宙船の観測または実験室での実験によって検証されています。ただし、太陽コロナなどの大規模なシステムでは、衝突性が弱く、巨視的なスケールと比較して運動スケールがほとんどないため、磁気リコネクションを理解する上で大きな課題が残っています。プラズモイドの不安定性または長い再接続電流シートでの複数のプラズモイドの形成は、この広大なスケールの範囲を橋渡しするための1つの可能なマルチスケールソリューションであり、新しい実験室実験がこれらのレジームを研究する準備ができています。これらの取り組みと併せて、エクサスケールコンピューティングの次の時代は、次世代の観測機能とともに、エネルギーの蓄積や再接続の開始、部分的にイオン化された体制など、さまざまな困難な問題の新たな進歩を可能にすることを期待しています。、磁気乱流の影響、および粒子の加速。
遅い電子との衝突におけるD $ _2 ^ + $の解離性再結合と回転準位
| Title |
Dissociative_recombination_and_rotational_transitions_of_D$_2^+$_in_collisions_with_slow_electrons |
| Authors |
M._D._Ep\'ee_Ep\'ee,_O._Motapon,_N._Pop,_F._Iacob,_E._Roueff,_I._F._Schneider,_and_J._Zs_Mezei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09143 |
非常に低エネルギーの電子との衝突によって引き起こされるD$_{2}^{+}$イオンの解離性再結合と状態から状態への回転遷移の速度係数が、HD$^{+}に関する以前の研究に続いて報告されています。$およびH$_{2}^{+}$[9,10]。同じ分子構造データセット、励起（$N_{i}^{+}\rightarrow$$N_{f}^{+}=N_{i}^{+}+2$for$N_{i}^{+}=0$から$10$）および脱励起（$N_{i}^{+}$$\rightarrow$$N_{f}^{+}=N_{i}^{+}-2$、$N_{i}^{+}=2$から$10$）は、$0.01$meVから$0.3$eVの範囲の衝突エネルギーに使用されました。振動的に緩和されたターゲットの解離性再結合と回転遷移の同位体効果が提示されます。
液体アルゴンおよびそのメタンとの混合物における可視光シンチレーションの研究
| Title |
Study_of_visible_light_scintillations_in_liquid_argon_and_its_mixtures_with_methane |
| Authors |
A._Bondar,_E._Borisova,_A._Buzulutskov,_E._Frolov,_V._Nosov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09154 |
暗黒物質探索およびニュートリノ検出実験用の液体アルゴンTPCでは、一次シンチレーションが粒子散乱のプロンプト信号として使用され、エキシマー放出メカニズムにより真空紫外線（VUV）で集中的に生成されます。他方、はるかに低い強度ではあるが、液体アルゴン中での可視光シンチレーションの生成についての兆候があり、その起源はまだ明らかではない。密接に関連する問題は、メタンがドープされた液体アルゴンでの可視光シンチレーションです。これは、これらの実験での中性子拒否検出器での使用の可能性によるものです。この研究では、純粋な液体アルゴンとそのメタンとの混合物におけるそのようなシンチレーションの特性を詳細に研究します。特に、純粋な液体アルゴンにおける可視光シンチレーションの絶対光子収量は、X線およびアルファ粒子についてそれぞれ約200および90光子/MeVであると測定された。メタンをドープした液体アルゴンでは、メタン含有量が0.01〜1％の範囲で、光子収量が約1桁低下し、さらにメタン含有量を10％まで増やしてもほとんど変化しませんでした。液体アルゴンおよびそのメタンとの混合物における可視光シンチレーションのメカニズムは、一次イオン化電子の中性制動放射のメカニズムであるという確固たる兆候があります。
プラントル数が非常に低い場合の対流メソスケール乱流
| Title |
Convective_mesoscale_turbulence_at_very_low_Prandtl_numbers |
| Authors |
Ambrish_Pandey,_Dmitry_Krasnov,_Katepalli_R._Sreenivasan,_and_J\"org_Schumacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09208 |
自然系ではメソスケール対流と呼ばれる、水平方向に拡張された乱流対流は、実験とシミュレーションの両方で調査するという課題が残っています。これは、恒星の対流や地球の外核のように、非常に低分子のプラントル数の場合に特に当てはまります。本研究では、アスペクト比$\Gamma=L/H$25の側面$L$および高さ$H$の正方形ボックス内の乱流レイリーB\'{e}nard対流の3次元直接数値シミュレーションを報告します。プラントル数$10^{-3}\lePr\le7$およびレイリー数$10^5\leRa\le10^7$の場合、最大$5.36\times10^{11}のグリッドでの大規模並列計算によって取得されます。$ポイント。この$Pr$範囲の下限は、制御された実験室測定ではアクセスできません。流れの本質的な特性とレイリー数とプラントル数の傾向、特に運動量と熱のグローバルな輸送（後者は対流と拡散の寄与に分解されます）を対流層全体で報告します。温度、温度の垂直プロファイルを意味します。変動、および運動エネルギーと熱放散率。また、対流層の大部分の乱流が、スペクトル、増分モーメント、および散逸異常の観点から、古典的な均一で等方性の乱流にどの程度似ているかを調べます。最後に、メソスケールのオーダーの特徴的なスケールが、$Pr\lesssim0.005$に対して$\lambda\gtrsim3H$の波長に飽和しているように見えることを示します。乱流対流のサブグリッドスケールパラメータ化の開発に対するこれらの結果の考えられる影響について簡単に説明します。
GWTC-3のブラックホール連星の併合から生成されたブラックホールの残骸は熱力学的に安定していますか？
| Title |
Are_the_black_hole_remnants_produced_from_binary_black_hole_mergers_in_GWTC-3_thermodynamically_stable? |
| Authors |
Qiang_Wu,_Shao-Wen_Wei,_and_Tao_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09290 |
ブラックホールの熱力学は、重力、熱力学、および量子論の間の深遠で基本的な関係の強いヒントをもたらしました。ブラックホールが自然の熱力学的システムのように振る舞う場合、それはクリーンな環境で熱力学的に安定しているはずです。この論文では、LIGO、Virgo、およびKAGRA検出器によって観測されたバイナリブラックホール（BBH）マージの観測データを使用して、LIGO-Virgo-KAGRAカタログGWTC-3のBBHマージから生成されたブラックホールの残骸が熱力学的にあるかどうかを確認します。安定。熱力学的安定性の基準は非常に単純であり、ブラックホールのスピンに直接関係しています。これは、熱力学的に安定したブラックホールの残骸には無次元のスピンが必要であると述べています$a>a_*\simeq0.68$。GWTC-3の76個のブラックホールの残骸の最終スピン$a_f$の事後分布を確認し、残骸の母集団全体が$99.97\％$の確率で熱力学的に安定したブラックホールと一致していることを確認します。これは、BBHの合併によって生成されたブラックホールの残骸の熱力学的安定性の最初の検証です。
光球渦管の表面の動的過程を分析するための新しいアプローチ
| Title |
New_approach_for_analysing_dynamical_processes_on_the_surface_of_photospheric_vortex_tubes |
| Authors |
Yasir_Aljohani,_Viktor_Fedun,_Istvan_Ballai,_Suzana_S._A._Silva,_Sergiy_Shelyag,_and_Gary_Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09332 |
マルチスケールの渦運動に関する研究の大部分は、さまざまな観測データと数値データを使用して2次元ジオメトリを採用しています。このアプローチは、渦のダイナミクスの原因となる物理プロセスの性質の理解を制限します。ここでは、ボルテックスチューブの境界面から重要な情報を抽出するための新しい方法論を開発します。3D高解像度磁気対流MURaM数値データは、光球の粒界速度渦を分析するために使用されています。ラグランジュ平均渦度偏差（LAVD）手法を適用して、流体要素の移流に基づいて渦構造の中心とその境界面を定義しました。これらの表面は、空間と時間の関数としての主要なプラズマパラメータの研究を可能にする構築されたエンベロープグリッドにマッピングされました。プラズマのダイナミクスを理解するのに役立つ量。ローレンツ力、圧力、プラズマ-$\beta$も決定されました。私たちの結果は、密度と圧力はかなりグローバルな振る舞いをしますが、他の物理量は局所的な変化を受け、それらの大きさと方向は空間と時間で変化することを示唆しています。表面では、水平方向の混合は効率的ではなく、より高い/より低い温度で局所的な領域の出現につながります。さらに、MHDポインティングフラックスの分析により、エネルギーの大部分が水平方向に向けられていることが確認されます。我々の発見はまた、渦表面上のプラズマのダイナミクスを駆動する圧力と磁力が不均衡であり、したがって渦が剛体として回転しないことを示しています。
連星の高精度高質量比シミュレーションと既存の波形モデルとの比較
| Title |
High-accuracy_high-mass_ratio_simulations_for_binary_neutron_stars_and_their_comparison_to_existing_waveform_models |
| Authors |
Maximiliano_Ujevic,_Alireza_Rashti,_Henrique_Gieg,_Wolfgang_Tichy,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09343 |
高度な重力波検出器ネットワークのその後の観測実行は、バイナリ中性子星システムのさまざまな重力波観測を提供する可能性があります。これらの検出を正確に解釈するには、信頼できる重力波モデルが必要です。テストし、既存のモデルをどのように改善できるかを指摘するために、質量比$q$=$1.25$、$1.50$、$1.75$、$2.00$、および総重力質量$M=2.7M_\odot$。各構成は、適切なエラー評価を可能にするために5つの異なる解像度でシミュレートされます。全体として、ドミナント$（2,2）$だけでなく、サブドミナント$（2,1）$、$（3,3）$、$（4,4）$モードについても、約2次の収束結果が見つかります。一般に、収束次数は、質量比が増加するにつれてわずかに減少します。私たちのシミュレーションにより、波形モデルを検証できます。ここでは、最先端のモデルとデータの間に一般的に良好な一致が見られ、現在バイナリブラックホール波形モデリングに採用されている高次モードのスケーリング関係が潮汐にも適用されることを証明できます。貢献。最後に、潮汐効果を説明する現在のNRTidalモデルが、高質量比システムの有効な説明であるかどうかもテストします。シミュレーション結果を使用して、次の観測実行に備えて波形モデルをさらに改善およびテストできることを願っています。
